Космологические и космогонические концепции естествознания

Первые две модели описывают неограниченное во времени расширение Вселенной, и разница между ними в названии кривых, которыми описываются законы этих

Космологические и космогонические концепции естествознания

Информация

Биология

Другие материалы по предмету

Биология

Сдать работу со 100% гаранией
в «малых» масштабах физические законы, управляющие развитием звезд и звездных систем, в наблюдаемой части Вселенной одинаковы. К тому же, на каждом этапе своего развития, наука просто не может обойтись без определенных «рабочих» моделей (которые всегда подлежат уточнению и заменам), независимо от того, идет ли речь о Вселенной, квазарах или обычных звездах.

Общие закономерности развития и структуры Вселенной изучаются путем построения космологических моделей. Это делается на основании общей теории относительности, созданной Эйнштейном в 1915 г., основные принципы (постулаты) и положения. Впрочем, позже было установлено, что основные характеристики космологических моделей можно получить, исходя из ньютоновых классических представлений (это в наше время показали космологи Э. Милн и В. Маккри).

Построить или создать космологическую модель Вселенной, полагая, что это некоторое геометрическое размерное пространство, значит получить зависимость для так называемого масштабного фактора от времени, т. е. выяснить, как зависит от времени расстояние (масштаб) между двумя его точками (например, между галактиками). При постановке этой задачи обычно исходят из предположения, что свойства Вселенной для каждого заданного момента времени одинаковы во всех ее точках (свойство однородности пространства) и во всех направлениях (свойство изотропии пространства). Этот космологический принцип однородности и изотропии Вселенной подтверждается наблюдениями: в сверхбольших масштабах в распределении сверхскоплений галактик и в самом деле не обнаружено отклонений от однородности и изотропии.

Итак, в начале прошлого века, после того как Эйнштейн создал теорию тяготения, родилась современная космология, первым автором которой безоговорочно признается наш великий соотечественник Александр Александрович Фридман (1888-1925), а дата отсчитывается от времени публикации первой статьи Фридмана «О кривизне пространства» в 1922 году. В статьях (1922-1924) гг. Фридманом была показано, что наблюдаемая Вселенная в принципе не может быть стационарной составляющая ее материя при бесконечном времени существования должна была либо разлететься, либо собраться в одном месте. Этот вывод был получен в науке так поздно только из-за глубокой подсознательной убежденности всех исследователей в «неизменности» существующего мира (как уже отмечалось, все великие ученые прошлого Аристотель, Ньютон, даже Эйнштейн, который сначала не признал работу Фридмана, верили в стационарность мира). В этом были убеждены и материалисты, отрицавшие акт творения, и верующие, считавшие, что мир был сотворен Богом, но такое убеждение не было основано на фактах.

Темп удаления галактик друг от друга, как показывает решение Фридмана, может меняться с течением времени (правда, заметить это на наших «земных» промежутках времени практически невозможно, заметное изменение скорости разбегания галактик происходит за миллиарды лет). Возможны несколько вариантов моделей расширения Вселенной, но пока представим три наиболее характерных варианта расширения Вселенной.

Первые две модели описывают неограниченное во времени расширение Вселенной, и разница между ними в названии кривых, которыми описываются законы этих расширений: первая гипербола, вторая парабола. Третья модель расширения соответствует циклоиде. Эти варианты эволюции Вселенной обусловлены соотношением между средней плотностью Вселенной 'р и некоторой критической плотностью р которая впервые была определена Фридманом. Если р < ркр , то расширение идет по закону, описываемому гиперболой, если р = ркр, получим параболу, и если р>ркр, то процесс расширения когда-то (через два три десятка миллиардов лет) сменится сжатием, это описывается циклоидой. Как замечаем, фундаментальное значение имеют две величины средняя плотность Вселенной р и некая критическая плотность ркр . Как показали многочисленные измерения внутри- и межгалактической плотности, средняя плотность р = 10-30 г/см3. Что касается критической плотности ркр, то мы к ней вернемся после освещения истории экспериментального открытия расширения Вселенной в 1929 году Эдвином Хабблом. Наиболее полно характерные космологические модели, которые в различное время предлагались для объяснения свойств нашей Вселенной, представлены ниже:

  1. Пульсирующая модель. В этой модели в некоторый «нулевой» момент космологического времени масштабный фактор равен нулю, то есть Вселенная представляет собой некоторую сингулярную точку. С нулевого момента он начинает возрастать, достигает максимального значения и снова уменьшается до нуля. Так же изменяется и расстояние между галактиками во Вселенной, соответствующей этой модели.
  2. Закрытая модель: масштабный фактор увеличивается от нуля до определенного максимального значения, достигаемого в бесконечно удаленном будущем.
  3. Модель Лемэтра: масштабный фактор увеличивается от нуля неограниченно, однако на протяжении долгого времени он остается почти постоянным.
  4. Модель Эйнштейна де Ситтера: начавшееся однажды расширение продолжается неограниченно (это расширение происходит с замедлением).
  5. Замкнутая Вселенная, в которой возможны еще два других варианта эволюции Вселенной: а) «стационарный мир» Эйнштейна и б) модель Эддингтона - Леметра, масштабный фактор которой равен определенному конечному значению в бесконечно удаленном прошлом и неограниченно возрастает в будущем.
  6. И, наконец, отметим еще так называемую модель де Ситтера: в данном случае масштабный фактор является экспоненциальной функцией времени. Эта модель «стационарной Вселенной», в которой, несмотря на расширение, плотность поддерживается постоянной за счет непрерывного «творения» вещества из особого «энергетического поля». Эта модель много лет развивалась английским астрофизиком Фредом Хойлом.

Теоретически, на основании уравнений теории Эйнштейна, можно построить около двух десятков моделей Вселенной, но какая же на самом деле из моделей реализуется, астрофизикам пока не удалось выяснить. Но история этого вопроса уже почти столетняя по времени. В 1912 г. американский астроном Вместо Слайфер начал измерять лучевые скорости спиральных туманностей, руководствуясь следующими соображениями. Если эти туманности находятся за пределами Галактики, то они не принимают участия в ее вращении, а поэтому их лучевые скорости будут свидетельствовать о движении Солнца в Галактике. На протяжении нескольких лет Слайфером и тоже американским астрономом Эдвином Хабблом, проводившим независимые измерения, были получены спектры 41 объекта. Оказалось, что в 36 случаях линии в спектрах туманностей смещены в красную сторону.

Представлялось наиболее естественным (это была мысль Хаббла) объяснить этот сдвиг эффектом Доплера движением туманностей от наблюдателя. В самом деле, в данном случае отношение прироста длины волны к самой длине волны связано со скоростью движения туманности. Следовательно, туманности удаляются от наблюдателя и их скорости, измеряемые тысячами и десятками тысяч км/с, значительно превышают скорость Солнца вокруг центра Галактики, равную всего 250 км/с. Хотя этот факт наблюдают астрономы на нашей Земле, в нашей Солнечной системе, в нашей Галактике, но это вовсе не значит, что мы расположены в центре Вселенной от любой другой точки Вселенной галактики разбегаются точно так же. Разбегание результат общего расширения Вселенной. Убедиться в этом можно на весьма простом примере. Возьмем резиновую нить и завяжем на ней узлы. Растянем нить вдвое. В результате этого и расстояния между каждыми соединенными узлами также увеличится вдвое. При этом каждый из узлов является равноправным, и по отношению к нему скорость других узлов при растягивании нити была бы тем больше, чем дальше они находились бы друг от друга. Другой пример с раздувающимся резиновым шариком, на поверхность которого равномерно нанесены выделяющиеся на его фоне точки. При разрастании объема шарика скорость разбегания точек друг от друга будет тем больше, чем больше между ними расстояние. Кстати, на поверхности такого шарика, как модели Вселенной, невозможно найти и центр, его попросту нет. Аналогичным образом ведет себя и мир галактик. Разница лишь в том, что он трехмерный, тогда как нить или поверхность шарика имеет всего одно или два измерения.

Теперь можно снова вернуться к возможному сценарию дальнейшей судьбы нашей Вселенной, которая зависит от величины средней плотности вещества во Вселенной и которую оказалось возможным оценить после открытия Хабблом закона разбегания галактик. Им был установлен следующий закон, связывающий скорости и расстояния между галактиками: v = HR. В этом законе и скорость разбегания галактик, R расстояние между галактиками, коэффициент пропорциональности между ними Н принято называть постоянной Хаббла. Ее современное среднее значение Н = 65 км/с/Мпк. Численная величина постоянной Хаббла имеет принципиальное значение для определения критической плотности вещества и при указанной выше величине она оказывается равной

Видим, что средняя плотность вещества во Вселенной численно меньше критической, так что, если бы не существовало никаких не обнаруженных форм материи во Вселенной, а о них мы сегодня говорим, тогда «наш сценарий» эволюции Вселенной определялся бы гиперболой, т. е. Вселенная расширялась бы неограниченно долго. Но сейчас следует воздержаться от таких категоричных заявлений.

Парадокс красного смещения. На протяжении нескольких десятилетий во второй половине XX века некоторые астрономы и физики стремились найти какое-то другое объяснение красному смещению. В частности, они усматривали в этом проявление каких-то еще неизвестных сегодня закономерностей. Так, отец антимира Поль Дирак предположил, например, что эффект красного смещения мог бы иметь место, если бы во Вселенной существовало вековое и

Похожие работы

< 1 2 3 4 5 6 > >>